那就抛开引力问题.

我想请教许兄:

海王星的星历(以杭州为测站)

 2008-01-01 00:00:00TD, JED = 2454466.5000000
黄经一   21h 25m53.42s 黄纬一 -  0°17'43.26" 向径一 30.04248069
视黄经   21h 21m01.39s 视黄纬 -  0°17'17.57" 地心距 30.78533103
视赤经   21h 31m01.05s 视赤纬 - 15°00'27.07" 地心距 30.78533103
站赤经   21h 31m01.07s 站赤纬 - 15°00'27.20" 视距离 30.78334515
方位角  276°59'57.34" 高度角 - 18°24'22.32" 恒星时 23:22:36

你在说明书里,"视距离指去除“光行时间”之后的那时刻站心到行星的距离。"

那么这个视距离是2008-01-01 00:00:00TD时刻的站心位置与海王星位置之间的距离了?

地心距是2008-01-01 00:00:00TD时刻地心位置与(2008-01-01 00:00:00TD - 地心与海王星光行时)时刻的海王星位置之间的距离了?即海王星的位置不能使用当前时刻的位置?

这个问题我还真有点迷惑.

比如测量月亮与地方之间的距离.

发一束激光,到达月亮,再返回地球.测得时间差,除以2,乘以光速,就是地月之间的距离(地表与月表).

但实际上,这一来一回过程中,地球与月亮都在跑,且跑的速度还不一致.

那么如何表示二者之间的距离?

这个问题与海王星的视距离相类似.

我用伽利略的时空观来解释一下。在相对论中，极限速度是c=30万公里，但用伽利略变换可能会超过30万公里，但仍有足够的精度，误差小于1毫角秒。

当光线到达地球，光线有对地速度，它于观测者运动速度进行矢量合成，产生光线的视觉偏。就好好像在运动的汽车里看下雨，雨滴是倾斜的。倾斜后的角度除了使用矢量合成法求解，还可以使用雨滴运行时间的方法来求解，相当于把速度的矢量合成转换为位置变差（位移）的矢量合成，变差的计算需借助光行时间来计算。另一方面，由于光线速度与观测者速度合成后，光线角度发生变化，引起视距发生变化。如果我们在地心，看地心是不动的，看月亮则是运动的，但总是看到t-T时刻的月亮(T是光行时间)，视觉距离就是t-T时刻的距离。实际通过视差法观测到的就是这个距离。比如，地球上A点和B点同时观测月亮，A月B三点够成等腰三角（观测到的），如果月亮在光行时内（约1秒）又跑了很远，如100度(其实不会这么多)，我们得到这个等腰三角的时候，真实的A月B几何三角是一个钝角三角，而实测到的是等腰三角的边，这个边约等于t-T时刻的地月距。

地心距指真距离，就理解为几何上的距离

总之，t时刻行星的视觉星体位置是t-T时刻星体的直位置。

当然，我说针对行星计算，对于恒星不能这么算，因为T太大，不能准确求出来

还应注意，在t-T发出的光线有各种方向的，只有指向A和B的才被观测到

从网上搜索的，可以同他联系一下
http://blog.sina.com.cn/s/blog_58624a320100bg1s.html

已发布v4.20版

1、改正了恒星时的显示错误

已发布v4.21版

1、给出月亮近点

关于日月食的数据 距离数据没有必要太详细

而有些数据许老师应该标出来  就是行星的

    迟留伏逆--这个实在是太重要了

人一小天地也，盍观于天乎？日至为天之大经，七政为纬（七政，日月五星也。二十八宿，左转为经，七政右旋而行，为纬）。周行于天而迟留伏逆，凌犯交食（五星与日三合会则迟；与日对冲或与日隔宫遇则留；与日同度则伏，逆亦在对冲隔宫。凡星不循常度，乱入次舍为凌犯。交食即日月蚀也），甘石氏（古之掌天文之官，如周礼冯相保章之类）可得而推之。若夫数应谪见，偏无侵蚀之愆（《礼记》：“阳教不修，谪见于天，日为之食；阴教不修，谪见于天，月为之食。”